Tumeaine: universumi puuduv mass, mille nimi pandi juba 1906. aastal

Lambda-CDM mudelis, mida kosmoloogid praegu universumi kirjeldamiseks kasutavad, moodustab tavaline aine — aatomid, millest koosnevad tähed, planeedid ja inimesed — vaid 5 protsenti kõigest olemasolevast. Tumeaine, massivorm, mida pole keegi kunagi otseselt tuvastanud, moodustab 26,8 protsenti, seega enam kui viis korda rohkem, samal ajal kui ülejäänud 68,2 protsenti moodustab tumeenergia, eraldiseisev mõistatus, mida see artikkel puudutab vaid põgusalt.

Keegi pole seni eraldanud tumeaine osakest, seda pildistanud ega täpselt selgitanud, millest see koosneb. Teadlasi veenis tumeaine olemasolus umbes sajand kaudseid vihjeid: galaktikad, mis pöörlevad kiiremini kui peaks, galaktikaparved, mille gravitatsioon on palju suurem, kui nende nähtav aine seletada suudab, ning valgus, mis kõverdub massihunnikute ümber, mis ise mingit valgust ei kiirga. See artikkel käib läbi, kust iga vihje pärines, samas järjekorras, milles astronoomid need tegelikult avastasid.

Termin ise on vanem kui suurem osa selle toetuseks olevatest tõenditest. 1906. aastal kasutas prantsuse matemaatik ja füüsik Henri Poincaré väljendit matière obscure — sõna-sõnalt „tume aine" —, arutledes lord Kelvini varasema hinnangu üle, mille kohaselt võivad paljud Päikese lähedal asuvatest lugematutest tähtedest olla tumedad, valgust mitteandvad kehad, mitte helendavad tähed. Poincaré essee ilmus aastakümneid enne Fritz Zwicky parveuuringuid või Vera Rubini galaktikauuringuid: astronoomidel oli mõistatuse jaoks sõna olemas ammu enne, kui neil selle kohta tõendeid oli.

Varaseimad kindlad andmed pärinevad Vesto Slipherilt, kes suunas 1914. aastal teleskoobi Andromeeda galaktikale ja tegi esimesed mõõtmised, mis on seotud sellega, mida astronoomid nimetavad tänapäeval galaktika pöörlemiskõveraks — ehk sellega, kuidas orbitaalkiirus muutub sõltuvalt kaugusest galaktika keskmest.

Slipher avastas midagi kummalist: tähed Andromeeda keskse tuuma ühel küljel lähenesid Maale kiirusega umbes 320 kilomeetrit sekundis, samal ajal kui vastaskülje tähed liikusid vaid umbes 280 kilomeetrit sekundis. See lahknevus iseenesest ei tõestanud tumeaine olemasolu, kuid oli varajane märk sellest, et spiraalgalaktikad ei pöörle lihtsal viisil nagu päikesesüsteem, ning see tekitas küsimuse, mille korralik lahendamine pidi võtma aastakümneid.

Fritz Zwicky viis mõistatuse edasi 1933. aastal. Šveitsi astrofüüsik, kes töötas Caltechis, uuris galaktikaparve ja püüdis seda kahel erineval viisil kaaluda: esmalt liites kokku selle liikmesgalaktikatelt tuleva valguse ja seejärel mõõtes, kui kiiresti need galaktikad parve gravitatsiooni mõjul üksteise ümber liikusid. Kaks vastust ei klappinud.

Zwicky kiirusel põhinev hinnang näitas umbes 400 korda rohkem massi, kui nähtavad galaktikad selgitada suutsid — lõhe, mis oli liiga suur, et seda saaks seletada ainult tavaliste tähtede ja gaasiga. Ta järeldas, et enamik parve gravitatsiooniga mõjuvast ainest peab olema tume, nähtamatu aine — idee, mis pidi ootama paremaid instrumente, enne kui ülejäänud astronoomia selle tõsiselt käsile võttis.

Vera Rubin põrkas takistusele juba enne, kui ta galaktikate pöörlemise mõistatusele üldse lähenes: lihtsalt teleskoobiaja saamisele. Töötades Carnegie Institutionis, taotles ta 1965. aastal vaatlusaega Palomari observatooriumis ning sai esimeseks naisastronoomiks, kellel lubati seal vaatlusi teha.

Ta sai võimaluse suurema küsimuse lahendamiseks kümmekond aastat hiljem. Koos astronoom Kent Fordiga esitles Rubin 1975. aastal Ameerika Astronoomiaseltsile oma tulemusi: spiraalgalaktikates liiguvad servas asuvad tähed peaaegu sama kiirusega kui keskmele lähemal asuvad tähed, olenemata sellest, kui kaugel nad asuvad — see tähendab, et galaktika mass kasvab kaugele üle punkti, kus nähtavad tähed lõppevad. Just seda tüüpi lisamassi, mida Zwicky oli galaktikaparvedest järeldanud, mõõdeti nüüd otse üksikute galaktikate seest.

Gravitatsioon teeb veel ühe kasuliku asja: see kõverdab valgust. Tumeainet ei saa otse pildistada, kuid ajakirjas Nature avaldatud uuring nimetab gravitatsioonilääkumist tõhusaimaks viisiks selle avastamiseks: kaugete galaktikate valgus kõverdub, kui see läbib eesplaanil asuvaid massikontsentratsioone. Kuna efekt sõltub üksnes gravitatsioonist, tabab see nii tumeainet kui ka tavalist ainet, mistõttu on see üks vähestest vahenditest, millega saab jälgida, kus kogu universumi mass tegelikult asub.

See tehnika on andnud mõned üksikasjalikud massikaardid. Rahvusvaheline meeskond analüüsis pilte, mis katsid viit taevalappi — kombineeritud pindala vastab umbes 2200 kõrvuti asetatud täiskuule — sisaldades umbes 15 miljonit galaktikat, ning jälgis, kuidas kosmilise võrgustiku gravitatsioon nende valgust kõverdas. Eraldi koostas Hubble'i kosmoseteleskoobi Cosmic Evolution Survey (COSMOS) uuringut kasutav meeskond — teleskoobi seni suurima universumiuuringu, milles osales 70 astronoomi Caltechi teadlase Nick Scoville'i juhtimisel — tumeaine jaotuse kolmemõõtmelise kaardi, kasutades sama lääkumispõhimõtet.

Need kaks lähenemist ei ühti alati ka teiste meetoditega. Laiaulatusliku taevauuringu meeskond leidis, et nende endi hinnang selle kohta, kui palju ainet kosmoses kokku kogub, jäi selgelt madalamaks kui Plancki satelliidi vaatlustest arvutatud näitaja — lahknevus, mille lahendamise kallal teadlased ikka veel töötavad.

Tumeaine on jätnud jälgi ka universumi kõige vanemasse valgusesse. Kosmiline mikrolainetaust — valgus, mis vabanes, kui universum oli umbes 375 000 aastat vana — kannab endas väikeseid temperatuurierinevusi, mis näitavad, kuidas aine, sealhulgas tumeaine, oli juba sel varajasel etapil kokku kogunemas.

NASA Cosmic Background Explorer (COBE) satelliit registreeris need väikesed temperatuurierinevused üle kogu taeva esimest korda 1992. aastal ning hilisemad missioonid täpsustasid seda pilti veelgi. NASA enda ajajoon paigutab selle hetktõmmise universumisse, mis on arenenud juba 13,77 miljardit aastat — piisavalt kaua, et gravitatsioon saaks tõmmata varajase universumi väikesed kõikumised kokku galaktikateks, parvedeks ja kosmiliseks võrgustikuks, mida astronoomid tänapäeval kaardistavad.

Mitte kõik astrofüüsikud pole veendunud, et tumeaine on õige vastus. Aastakümnete jooksul on teadlased mõõtnud kosmoses rohkem gravitatsioonilist tõmmet, kui nähtav või teadaolev aine seletada suudab, ning tavapärane lahendus on olnud eeldada, et lünka täidab nähtamatu mass. Vähemus väidab hoopis, et tegelik probleem peitub gravitatsiooniseaduses endas: galaktikad näivad rikkuvat reegleid, mis pärinevad Isaac Newtoni 1600. aastate lõpu töödest, mistõttu on modifitseeritud Newtoni dünaamika ehk MOND jäänud elama konkureeriva seletusena.

Samal ajal jätkub otsene otsing tumeaine osakese leidmiseks. 2025. aasta lõpus välistas tumeaine detektor LZ WIMP-ide interaktsioonid, mille ristlõige ületab 9 GeV/c2, võimaliku seletusena, teatades samal ajal ka esimesest kinnitatud boor-8 päikeseneutriinode tuvastamisest sarnase protsessi, koherentse elastse neutriino-tuuma hajumise kaudu. Ükskõik milline seletus lõpuks võidab, universumi puuduva massi otsimine jätkub täies hoos.

• Unique prediction of 'modified gravity' challenges dark matter | ScienceDaily
• Dark Matter May be Smoother than Expected | ESO
• WMAP Overview - NASA Science
• ESA - First 3D map of the Universe's dark matter scaffolding
• Dark matter maps reveal cosmic scaffolding | Nature
• Wikipedia: Dark matter
• Wikipedia: Vera Rubin
• Wikipedia: Galaxy rotation curve